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qu'émettent les gaz ou les vapeurs portés à une haute température. Le re- 

 froidissement marche donc avec lenteur, mais il doit arriver ini moment où 

 la température des couches superficielles tombe au point où les actions 

 chimiques commencent à se produire. Aussitôt apparaissent certaines 

 combinaisons : les unes produisent des gaz ou des vapeurs nouvelles, tout 

 aussi peu lumineuses que les vapeurs élémentaires; les autres donnent lieu à 

 des nuages de particules liquides ou même solides dont l'incandescence sera 

 au contraire très-vive. Ces particules, après avoir abondamment rayonné la 

 chaleur et la lumière, doivent retomber, en vertu de leur densité plus forte, 

 dans les couches inférieures où elles finiront par retrouver une tempéra- 

 ture capable de les réduire de nouveau dans leurs éléments primitifs. Cette 

 décomposition (i) absorbe une grande quantité de chaleur et propage ainsi 

 le refroidissement superficiel jusque dans les couches profondes. Les gaz 

 ainsi reformés dans l'intérieur de la masse rompent l'équilibre des couches 

 et provoquent à leiu' tour l'ascension d'ime nouvelle quantité de vapeurs 

 élémentaires. Celles-ci remontent jusqu'à la surface où elles subissent de 

 nouveau les phénomènes que je viens de décrire. 



» De cette manière, le refroidissement intérieur ne s'opère pas seulement, 

 comme dans les solides ou les liquides pâteux, par voie de conductibilité 

 d'une couche à l'autre, ce qui rendrait incompréhensibles l'immense durée 

 et l'éclat persistant du Soleil : c'est la masse entière qui coopère à la radia- 

 tion superficielle par un échange permanent de courants ascendants de va- 

 peurs très-chaudes mais peu brillantes, et de courants descendants dont les 

 particules incandescentes ont dégagé beaucoup de lumière et de chaleur. 



)) Le concours de la masse entière à l'acte de l'émission superficielle est 

 donc assuré, et c'est là la partie la plus importante de cette théorie. En 

 effet ce qu'il y a de plus admirable dans le Soleil, ce n'est pas l'éclat prodi- 

 gieux de sa lumière actuelle, c'est sa persistance depuis des millions d'an- 

 nées. Si l'on se borne à consulter les souvenirs historiques les plus précis 

 en pareille matière, ceux qui portent sur la distribution géographique des 

 A'égétaux et surtout sur les limites extrêmes des zones qu'ils habitent, on 

 s'assure aisément cjue dans lui intervalle de deux, trois ou peut-être même 

 quatre mille ans, la radiation solaire n'a. pas dû faire varier nos climats de 

 plus de 2 ou 3 degrés. Mais ces périodes-là ne sont presque rien eu compa- 

 raison de l'immensité de la période géologique qui date de la première appa- 



(i) Notons aussi la chaleur beaucoup moindre, mais non négligeable, qui ramène les mo- 

 lécules tombantes à la température de la couche où elles s'arrêtent. 



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